Astronomia e astrof´+¢sica parte 001

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Astronomia e astrof´+¢sica parte 001

  1. 1. Cap´ıtulo 16O Sol - a nossa estrelaO Sol, nossa fonte de luz e de vida, ´e a estrela mais pr´oxima de n´os, e aque melhor conhecemos. Basicamente, ´e uma enorme esfera de g´as incan-descente, em cujo n´ucleo acontece a gera¸c˜ao de energia atrav´es de rea¸c˜oestermo-nucleares. O estudo do Sol serve de base para o conhecimento dasoutras estrelas, que de t˜ao distantes aparecem para n´os como meros pontosde luz.Figura 16.1: Foto do Sol na linha Hα do hidrogˆenio, obtida pelo NationalSolar Observatory, EUA. Os filamentos escuros s˜ao proeminˆencias.Apesar de parecer t˜ao grande e brilhante (seu brilho aparente ´e 200 bi-lh˜oes de vezes maior do que o de S´ırius, a estrela mais brilhante do c´eunoturno), na verdade o Sol ´e uma estrela bastante comum. Suas principaiscaracter´ısticas s˜ao:153
  2. 2. Massa M = 1,989 ×1030 kgRaio R = 6,960 ×108 mDensidade m´edia ρ = 1409 kg m−3Densidade central ρc = 1,6 ×105 kg m−3Distˆancia 1 UA = 1, 496 × 108 kmLuminosidade L = 3, 9 × 1033 ergs/sTemperatura efetiva Tef = 5785 KTemperatura central Tc = 1,5 × 107 KMagnitude absoluta bolom´etrica Mbol = 4,72Magnitude absoluta visual MV = 4,79Tipo espectral e classe de luminosidade G2 V´Indices de cor B − V = 0,62U − B = 0,10Composi¸c˜ao qu´ımica principal Hidrogˆenio = 91,2 %H´elio = 8,7%Oxigˆenio = 0,078 %Carbono = 0,049 %Per´ıodo rotacional no equador 25 dna latitude 60◦ 29 dAlgumas das caracter´ısticas listadas acima s˜ao obtidas mais ou menosdiretamente. Por exemplo, a distˆancia do Sol, chamada Unidade As-tronˆomica, ´e medida por ondas de radar direcionadas a um planeta em umaposi¸c˜ao favor´avel de sua ´orbita (por exemplo Vˆenus, quando Terra e Vˆenusest˜ao do mesmo lado do Sol e alinhados com ele). O tamanho do Sol ´eobtido a partir de seu tamanho angular e da sua distˆancia. A massa do Solpode ser medida a partir do movimento orbital da Terra (ou de qualqueroutro planeta) usando a terceira lei de Kepler. Sabendo ent˜ao sua massa eseu raio temos a densidade m´edia do Sol. Pela densidade m´edia podemosinferir sua composi¸c˜ao qu´ımica m´edia.Outras caracter´ısticas s˜ao determinadas a partir de modelos. Por exem-plo, a equa¸c˜ao de equil´ıbrio hidrost´atico, descrita no cap´ıtulo Evolu¸c˜ao Es-telar, permite determinar a press˜ao e a temperatura no centro do Sol,supondo que elas tˆem que ser extremamente altas para suportar o peso dascamadas mais externas.16.1 Estrutura do SolO modelo representado na figura mostra as principais regi˜oes do Sol. Afotosfera, com cerca de 330 km de espessura e temperatura de 5785 K,154
  3. 3. CoroaCromosfera00000000000000000000000000000000000000000000000000000001111111111111111111111111111111111111111111111111111111ZonaRadiativaZonaConvectivaNúcleoProeminênciaFotosfera´e a camada vis´ıvel do Sol. Logo abaixo da fotosfera se localiza a zonaconvectiva, se estendendo por cerca de 15% do raio solar. Abaixo dessacamada est´a a zona radiativa, onde a energia flui por radia¸c˜ao. O n´ucleo,com temperatura de cerca de 10 milh˜oes de graus Kelvin, ´e a regi˜ao onde aenergia ´e produzida, por rea¸c˜oes termo-nucleares. A cromosfera ´e a camadada atmosfera solar logo acima da fotosfera. Ela tem cor avermelhada e ´evis´ıvel durante os eclipses solares, logo antes e ap´os a totalidade. Estende-sepor 10 mil km acima da fotosfera e a temperatura cresce da base para o topo,tendo um valor m´edio de 15 mil K. Ainda acima da cromosfera se encontraa coroa, tamb´em vis´ıvel durante os eclipses totais. A coroa se estende porcerca de dois raios solares.16.1.1 A fotosferaA fotosfera do Sol tem a aparˆencia da superf´ıcie de um l´ıquido em ebuli¸c˜ao,cheia de bolhas, ou grˆanulos. Este fenˆomeno ´e chamado de granula¸c˜aofotosf´erica. Os grˆanulos tˆem em torno de 1500 km de diˆametro, e duramcerca de 10 min cada. Eles marcam os topos das colunas convectivas deg´as quente, que se forma na zona convectiva, logo abaixo da fotosfera. Asregi˜oes escuras entre os grˆanulos s˜ao regi˜oes onde o g´as mais frio e mais densoescorrem para baixo. A maior parte do espectro vis´ıvel do Sol tem origemem uma camada com cerca de 1000 km de extens˜ao, em que a temperatura155
  4. 4. Figura 16.2: Foto do Sol na linha de 584 ˚A do h´elio (He I), obtida pelosat´elite SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory), da ESA/NASAFigura 16.3: Foto do Sol em luz branca, mostrando algumas manchas solaresvaria de cerca de 9000 K a 4000 K. A gravidade superficial do Sol ´e deg = 2, 738 × 104 cm/s2=273,8 m/s2 (Jorge E. Vernazza, Eugene H. Avrett& Rudolf Loeser, 1973, Astrophysical Journal, 184, 605).O fenˆomeno fotosf´erico mais not´avel ´e o das manchas solares, regi˜oesirregulares que aparecem mais escuras do que a fotosfera circundante e quemuitas vezes podem ser observadas mesmo a olho nu, embora olhar dire-tamente para o Sol s´o n˜ao ´e perigoso quando ele est´a no horizonte. Asmanchas foram registradas na China j´a no ano 28 a.C., mas seu estudo ci-ent´ıfico come¸cou com o uso do telesc´opio, sendo observadas (por proje¸c˜ao daimagem do Sol) por Galileo e Thomas Harriot (1560-1621) j´a em 1610, e porJohannes (1587-1616) e David Fabricius (1564-1617) e por Christoph Schei-ner (1575-1650) em 1611. S˜ao constitu´ıdas de duas partes: a umbra, parte156
  5. 5. Figura 16.4: Distribui¸c˜ao de temperatura e densidade na atmosfera do Sol.central mais escura, com temperaturas em torno de 3800 K, e a penumbra,regi˜ao um pouco mais clara e com estrutura radial em torno da umbra. Asmanchas solares tendem a se formar em grupos, e est˜ao associadas a intensoscampos magn´eticos no Sol. As manchas solares seguem um ciclo de 11 anosem que o n´umero de manchas varia entre m´aximos e m´ınimos, descoberto em1843 pelo astrˆonomo amador alem˜ao Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875).16.1.2 A cromosferaA cromosfera do Sol normalmente n˜ao ´e vis´ıvel, porque sua radia¸c˜ao ´e muitomais fraca do que a da fotosfera. Ela pode ser observada, no entanto, duranteos eclipses, quando a Lua esconde o disco da fotosfera. Veremos, no cap´ıtulode espectroscopia, que o Sol tem um espectro cont´ınuo com linhas escuras(de absor¸c˜ao). Esse espectro ´e o da fotosfera. No entanto, olhando a bordado Sol com um espectrosc´opio, durante um eclipse, temos a oportunidade dever por alguns instantes o espectro da cromosfera, feito de linhas brilhantes,que mostram que a cromosfera ´e constitu´ıda de gases quentes que emitem luz157
  6. 6. Figura 16.5: Foto do eclipse total de 4 de novembro de 1994, obtida pelosautores em Santa Catarina, Brasil, mostrando a cromosfera.na forma de linhas de emiss˜ao. Essas linhas s˜ao dif´ıceis de serem observadascontra a luz brilhante da fotosfera, por isso n˜ao as vemos no espectro solarnormal.Uma das linhas cromosf´ericas de emiss˜ao mais brilhantes ´e a linha deBalmer Hα, no comprimento de onda 6563 ˚A, que no espectro solar normalaparece em absor¸c˜ao. A linha Hα est´a no vermelho, por isso a cromosferatem cor avermelhada.Uma fotografia do Sol tirada com filtro Hα deixa passar a luz da cromos-fera, e permite ver que a cromosfera tem uma aparˆencia ondulada devido`a presen¸ca de estruturas chamadas esp´ıculas, jatos de g´as que se elevama at´e 10 mil km acima da borda da cromosfera, e duram poucos minutos.As esp´ıculas, observadas contra o disco do Sol, aparecem como filamentosescuros; nas bordas, aparecem como labaredas brilhantes.A temperatura na cromosfera varia de 4300 K na base a mais de 40 000K a 2500 km de altura. Esse aquecimento da cromosfera deve ter uma fontede energia que n˜ao s˜ao os f´otons produzidos no interior do Sol, pois se aenergia fosse gerada por f´otons a cromosfera deveria ser mais fria do quefotosfera, e n˜ao mais quente. Atualmente se pensa que a fonte de energias˜ao campos magn´eticos vari´aveis formados na fotosfera e transportados paraa coroa por correntes el´etricas, deixando parte de sua energia na cromosfera.158
  7. 7. Figura 16.6: Foto do Sol obtida pela esta¸c˜ao espacial Skylab da NASA em19 de dezembro de 1973, com um dos mais espectacular flares solares j´agravados. A proeminˆencia abrange mais de 588 000 km. Os p´olos solaresapresentam pouca super-granula¸c˜ao, e um tom mais escuro do que o centrodo disco.16.1.3 A CoroaA cromosfera gradualmente se funde na coroa, a camada mais externa e maisrarefeita da atmosfera do Sol. A coroa tamb´em ´e melhor observada duranteeclipses, pois apesar de ter um brilho equivalente ao da lua cheia, ela ficaobscurecida quando a fotosfera ´e vis´ıvel.O espectro da coroa mostra linhas muito brilhantes que, at´e 1940, n˜aoeram conhecidas. Atualmente sabemos que elas s˜ao produzidas por ´atomosde ferro, n´ıquel, neˆonio e c´alcio altamente ionizados, e n˜ao por algum ele-mento estranho, como anteriormente foi pensado. O fato de existirem esseselementos v´arias vezes ionizados na coroa implica que sua temperatura deveser muito alta, pois ´e necess´aria muita energia para arrancar muitos el´etronsde um ´atomo. A coroa deve ter uma temperatura em torno de 1 milh˜ao degraus Kelvin.A eleva¸c˜ao da temperatura na coroa deve ter origem no mesmo processof´ısico que aquece a cromosfera: transporte de energia por correntes el´etricasinduzidas por campos magn´eticos vari´aveis.Da coroa emana o vento solar, um fluxo cont´ınuo de part´ıculas emi-tidas da coroa que acarretam uma perda de massa por parte do sol emtorno de 10−13M por ano. O vento solar que atinge a Terra (aproximada-mente 7 pr´otons/cm3 viajando a cerca de 400 km/s) ´e capturado pelo campomagn´etico da Terra, formando o cintur˜ao de Van Allen, na magnetos-fera terrestre. Este cintur˜ao, descoberto pelo f´ısico americano James Alfred159
  8. 8. Van Allen (1914-2006) em 1958, s´o permite que as part´ıculas carregadasentrem na atmosfera da Terra pelos p´olos, causando as auroras, fenˆomenosluminosos de excita¸c˜ao e des-excita¸c˜ao dos ´atomos de oxigˆenio.Figura 16.7: Magnetosfera da Terra - cintur˜ao de Van Allen.Al´em das part´ıculas do vento solar, existem grandes eje¸c˜oes de massaassociadas `as proeminˆencias, que quando atingem a Terra causam danos `asredes el´etricas e aos sat´elites. O ´ultimo m´aximo do ciclo de 11 anos ocor-reu em 1989, e logo ap´os uma grande proeminˆencia solar, a rede el´etrica naprov´ıncia de Quebec, no Canad´a, sofreu uma grande sobrecarga el´etrica quecausou v´arios danos aos equipamentos. Algumas regi˜oes da prov´ıncia fica-ram at´e duas semanas sem luz el´etrica. Em 1994, o sat´elite de comunica¸c˜oesE2 teve alguns circuitos queimados por uma sobrecarga est´atica, tamb´emassociada com a ejec¸c˜ao de uma nuvem de plasma solar. O m´aximo do ciclosolar atual ocorreu em 15 de fevereiro de 2001, quando o campo magn´eticosolar reverteu de polaridade. Uma eje¸c˜ao coronal de massa tamb´em podecausar grandes ondas nas camadas externas do Sol, que podem estar relaci-onadas com o aquecimento da coroa.Normalmente as part´ıculas carregadas s˜ao desviadas pelo campo magn´eticoda Terra para o Cintur˜ao de Van Allen, e somente chegam `a Terra pr´oximasaos p´olos. Entretanto o campo magn´etico terrestre n˜ao ´e um simples dipolo eexiste uma depress˜ao no campo, no Atlˆantico Sul, que faz com que part´ıculascarregadas tamb´em cheguem ao solo na regi˜ao conhecida como Anomalia Ge-omagn´etica do Atlˆantico Sul. A Anomalia Geomagn´etica do Atlˆantico Sul´e uma mancha de fluxo invertido, isto ´e, uma mancha com fluxo magn´eticodirecionado para dentro dentro do hemisf´erio de fluxo direcionado para fora.Existem outras manchas menores, tanto no hemisf´erio norte quanto no he-misf´erio sul, de acordo com as medi¸c˜oes de campo magn´etico pelos sat´elitesMagsat em 1980 e Oersted em 2000. Estas revers˜oes de fluxo s˜ao similares160
  9. 9. `as que causam as manchas solares: o fluxo de material l´ıquido e ionizado non´ucleo da Terra ´e convectivo, turbulento e distorcido tamb´em por rota¸c˜aodiferencial do n´ucleo externo, l´ıquido (2900 km a 5100 km de profundidade),sobre o n´ucleo s´olido interno, cristalizado e que libera calor latente na cris-taliza¸c˜ao das camadas externas e de separa¸c˜ao de elementos menos densos,como sultefo de ferro e ´oxido de ferro. Estas manchas mudam de tamanhocom o tempo e, quando aumentam at´e dominar o hemisf´erio, causam a re-vers˜ao do campo magn´etico da Terra. A ´ultima revers˜ao ocorreu h´a 780 milanos. As eje¸c˜oes coronais de massas s˜ao bolhas de g´as quente (plasma), debilh˜oes de toneladas, aquecidas pelos campos magn´eticos do Sol. Os camposmagn´eticos do Sol se enrolam devido ao movimento turbulento de convec¸c˜aomas tamb´em devido `a rota¸c˜ao diferencial, que faz com que o equador solarcomplete uma volta em 25 dias, enquanto que as regi˜oes pr´oximas aos p´oloscompletam uma volta em 36 dias. A desconex˜ao do campo magn´etico solarpode ocorrer em alguns minutos e tem uma energia equivalente a milharesde bombas atˆomicas.A radia¸c˜ao ultravioleta tem comprimentos de onda menores do que aradia¸c˜ao vis´ıvel e ´e normalmente dividida em trˆes faixas: UV-A, UV-B andUV-C. O UV-B, com comprimentos de onda entre 2900 e 3200 ˚A´e a faixamais perigosa que alcan¸ca a superf´ıcie da Terra. O ozˆonio (O3) atmosf´erico,al´em do pr´oprio oxigˆenio molecular (O2) e nitrogˆenio, protegem os seresna superf´ıcie das componentes mais danosas (energ´eticas) da radia¸c˜ao solar.Mas processos qu´ımicos na atmosfera podem romper as mol´eculas de ozˆonio.Desde o in´ıcio da d´ecada de 1990 tem-se detectado um buraco na camadade ozˆonio sobre a Ant´artica. A redu¸c˜ao na camada de ozˆonio pode levar aoaparecimento de cˆancer de pele e cataratas nos seres vivos.16.2 A energia do SolT˜ao logo foi conhecida a distˆancia do Sol, em 1673, por Jean Richer (1630-1696) e Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) que determinaram a pa-ralaxe de Marte e com esta estimaram a unidade astronˆomica como 140milh˜oes de km, foi poss´ıvel determinar a sua luminosidade, que ´e a potˆenciaque ele produz. As medidas mostram que cada metro quadrado na Terrarecebe do sol uma potˆencia (energia/segundo) de 1400 watts [James Watt(1736-1819)], ou seja, a potˆencia de 14 lˆampadas de 100 watts. O valormais preciso da constante solar ´e 1367,5 W/m2, e varia 0,3% durante o ci-clo solar de 11 anos. Por essa potˆencia recebida na Terra, determina-se aluminosidade do Sol em 4 × 1026 watts, ou 4 × 1033 ergs/s.161
  10. 10. Essa quantidade de energia ´e equivalente `a queima de 2 × 1020 gal˜oesde gasolina por minuto, ou mais de 10 milh˜oes de vezes a produ¸c˜ao anualde petr´oleo da Terra. J´a no s´eculo XIX os astrˆonomos sabiam que essaenergia n˜ao poderia ser gerada por combust˜ao, pois a energia dessa formapoderia manter o Sol brilhando por apenas 10 mil anos. Tampouco o colapsogravitacional, fonte de energia proposta pelo f´ısico alem˜ao Hermann LudwigFerdinand von Helmholtz (1821-1894) em 1854, resultou eficiente, pois aenergia gravitacional poderia suprir a luminosidade do Sol por 20 milh˜oesde anos, e evidˆencias geol´ogicas indicam que o Sol tem uma idade de bilh˜oesde anos.Em 1937 Hans Albrecht Bethe (1906-2005) propˆos a fonte hoje aceitapara a energia do Sol: as rea¸c˜oes termo-nucleares, na qual quatro pr´otonss˜ao fundidos em um n´ucleo de h´elio, com libera¸c˜ao de energia. O Sol temhidrogˆenio suficiente para alimentar essas rea¸c˜oes por bilh˜oes de anos. Gra-dualmente, `a medida que diminui a quantidade de hidrogˆenio, aumenta aquantidade de h´elio no n´ucleo. Veja mais sobre este assunto no (Cap.22) nap´agina 231.Segundo os modelos de evolu¸c˜ao estelar, daqui a cerca de 1,1 bilh˜ao deanos o brilho do Sol aumentar´a em cerca de 10%, que causar´a a eleva¸c˜ao datemperatura aqui na Terra, aumentando o vapor de ´agua na atmosfera. Oproblema ´e que o vapor de ´agua causa o efeito estufa. Daqui a 3,5 bilh˜oesde anos, o brilho do Sol j´a ser´a cerca de 40% maior do que o atual, e ocalor ser´a t˜ao forte que os oceanos secar˜ao completamente, exacerbando oefeito estufa. Embora o Sol se torne uma gigante vermelha ap´os terminaro hidrogˆenio no n´ucleo, ocorrer´a perda de massa gradual do Sol, afastandoa Terra do Sol at´e aproximadamente a ´orbita de Marte, mas exposta auma temperatura de cerca de 1600 K (1327 C). Com a perda de massa quelevar´a a transforma¸c˜ao do Sol em uma an˜a branca, a Terra dever´a ficar aaproximadamente 1,85 UA.162

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